1第一講-緒論

1、天文奧秘,主講： 徐澤林東華大學人文學院,zelinxu@Sohu.com,天文學屬自然科學的基礎(chǔ)學科。主要研究天體的分布、運動、位置、狀態(tài)、結(jié)構(gòu)、組成、性質(zhì)及起源和演化。在古代，天文學還與歷法的制定有不可分割的關(guān)系。天文學與其他自然科學不同之處在于，天文學的實驗方法是觀測，通過觀測來收集天體的各種信息。因而對觀測方法和觀測手段的研究，是天文學家努力研究的一個方向。物理學和數(shù)學對天文學的影響非常大，他們是現(xiàn)代進行天文學研究不可或缺的理

2、論輔助。,第一講 緒 論,“人類的天職是勇于探索” 宇宙是人類科學探秘的永恒主題,哥白尼的名言：,“世界上有兩件東西能夠深深的震撼人們的心靈，一件是我們心中崇高的道德準則，另一件是我們頭頂上的燦爛的星空?！?德國哲學家康德的一句名言：,一. 天文學研究的對象和內(nèi)容,天文學所研究的對象涉及宇宙空間的各種星星和物體，大到月球、太陽、行星、恒星、銀河系、河外星系以至整個宇宙，小到小行星、流星體以至分布在廣袤宇宙空間中的大大小小塵埃

3、粒子。天文學家把所有這些星星和物體統(tǒng)稱為天體。從這個意義上講，地球也應(yīng)該是一個天體，不過天文學只研究地球的總體性質(zhì)而一般不討論它的細節(jié)。另一方面，人造衛(wèi)星、宇宙飛船、空間站等人造飛行器的運動性質(zhì)也屬于天文學的研究范圍，可以稱之為人造天體。     不少人往往分不清天文和氣象有什么區(qū)別，電話打到天文臺來問天氣情況是常有的事。也許天文和氣象都是研究"天上"的東西而使人產(chǎn)生混淆，

4、而香港天文臺經(jīng)常發(fā)播臺風警報更使人誤認為天文臺就是研究天氣情況。其實，天文學研究的"天"和氣象學研究的"天"是兩個完全不同的概念。天文學上的"天"是指宇宙空間，氣象學上的"天"是地球大氣層。天文學家研究地球大氣層以外各類天體的性質(zhì)和天體上發(fā)生的各種現(xiàn)象——天象，氣象學家則研究地球大氣層內(nèi)發(fā)生的各種現(xiàn)象——氣象。所以，預(yù)報日食、月食的發(fā)生和流星雨的出現(xiàn)是天文學

5、家的事，而預(yù)報臺風、高溫、寒潮則是氣象學家的職責。記著這一點，天文和氣象就不難區(qū)別開來了。,我們可以把宇宙中的天體由近及遠分類為幾個層次： (1)太陽系天體：包括太陽、行星（其中包括地球）、行星的衛(wèi)星（其中包括月球）、小行星、彗星、流星體及行星際介質(zhì)等。 (2)銀河系中的各類恒星和恒星集團：包括變星、雙星、聚星、星團、星云和星際介質(zhì)。太陽是銀河系中的一顆普通恒星。 (3)河外星系，簡稱星系，指位于我們銀河系

6、之外、與我們銀河系相似的龐大的恒星系統(tǒng)，以及由星系組成的更大的天體集團，如雙星系、多重星系、星系團、超星系團等。此外還有分布在星系與星系之間的星系際介質(zhì)。 天文學還從總體上探索目前我們所觀測到的整個宇宙的起源、結(jié)構(gòu)、演化和未來的結(jié)局，這是天文學的一門分支學科——宇宙學的研究內(nèi)容。,天文學按照研究的內(nèi)容可分為天體測量學、天體力學和天體物理學三門分支學科。,天體測量學是天文學中發(fā)展最早的一個分支，它的主要內(nèi)容是研究和測定各類天體的

7、位置和運動，建立天球參考系等。利用天體測量方法取得的觀測資料，不僅可以用于天體力學和天體物理研究，而且具有應(yīng)用價值，比如用以確定地面點的位置。目前，天體測量的手段已從早期單一的可見光波段，發(fā)展到射電、紅外等其他電磁波段，精度也不斷提高，并且從地面擴展到空間，這就是空間天體測量。,天體力學主要研究天體的相互作用、運動和形狀，其中運動應(yīng)包括天體的自轉(zhuǎn)。早期的研究對象是太陽系天體，目前已擴展到恒星、星團和星系。牛頓萬有引力定律和運動三定律的建

8、立奠定了天體力學的基礎(chǔ)，使研究工作從運動學發(fā)展到動力學。因此，實際上可以說牛頓是天體力學的創(chuàng)始人。今天，我們可以準確地預(yù)報日食、月食等天象，和天體力學的發(fā)展是分不開的。,天體物理是天文學中最年輕的一門分支學科，它應(yīng)用物理學的技術(shù)、方法和理論，來研究各類天體的形態(tài)、結(jié)構(gòu)、分布、化學組成、物理狀態(tài)和性質(zhì)以及它們的演化規(guī)律。十八世紀赫歇爾開創(chuàng)恒星天文學可謂天體物理學的孕育時期。十九世紀中葉，隨著天文觀測技術(shù)的發(fā)展，天體物理成為天文學一個獨立的

9、分支學科，并促使天文觀測和研究不斷作出新發(fā)現(xiàn)和新成果。就其研究內(nèi)容來說，有太陽物理、太陽系物理、恒星物理、銀河系天文、星系天文、宇宙化學、天體演化及宇宙學等；就其研究方法而言又可分為實測天體物理和理論天體物理。,天文學的分支主要可以分為理論天文學與觀察天文學兩種。 天文學觀察家常年觀察天空，并將所得到的信息整理后，理論天文學家才可能發(fā)展出新理論，解釋自然現(xiàn)象并對此進行預(yù)測。 天文學中習慣于按照研究方法和觀測手段來分類： 按照

10、研究方法可分： 天體測量學、天體力學、天體物理學。 按照觀測手段可分： 光學天文學、射電天文學、紅外天文學、空間天文學。,天文學的分支學科,天文學史業(yè)余天文學宇宙學星系天文學超星系天文學遠紅外天文學伽馬射線天文學高能天體天文學無線電天文學太陽系天文學紫外天文學X射線天文學天體地質(zhì)學等離子天體物理學相對論天體物理學中微子天體物理學大地天文學行星物理學宇宙磁流體力學,宇宙化學宇宙氣體動力學月面學月

11、質(zhì)學運動學宇宙學照相天體測量學中微子天文學方位天文學航海天文學航空天文學河外天文學恒星天文學恒星物理學后牛頓天體力學基本天體測量學考古天文學空間天體測量學歷書天文學球面天文學,射電天體測量學射電天體物理學實測天體物理學實用天文學太陽物理學太陽系化學星系動力學星系天文學天體生物學天體演化學天文地球動力學天文動力學,其它更細分的天文學分支學科還有：,二、天文學研究方法,天體離我們非常遙遠，

12、怎樣才能知道遙遠天體的內(nèi)部結(jié)構(gòu)、物理特性、化學成分、演化經(jīng)歷、運動規(guī)律和空間分布呢？這在100多年以前是無法回答的。因為星光實在太微弱，即使看起來全天最亮的天狼星的光，也僅僅是太陽光的100萬萬分之一，用普通的天文望遠鏡不能分辨出恒星的視面，也不可能了解恒星內(nèi)部的情況。1825年，法國哲學家孔德(AugusteComte)斷言：“恒星的化學組成是人類絕對不能得到的知識?！钡?0多年后，天體分光術(shù)和照相術(shù)的發(fā)明使得天文學有了重大突破。方

13、法就是將恒星光通過天文望遠鏡和分光鏡，分解成連續(xù)光譜，再把這光譜拍照下來進行分析研究。 在這些光譜中有眾多的譜線，它們都由不同的元素產(chǎn)生，根據(jù)它們我們可以了解到恒星表面大氣層的溫度、壓力、密度、化學元素的豐度、質(zhì)量、體積、自轉(zhuǎn)運動、距離和空間運動等一系列物理化學性質(zhì)。這就導(dǎo)致了恒星物理化學、天體物理學的誕生。,1 光譜信息,每顆恒星光譜的譜線數(shù)目、分布和強度等情況均不一樣。這些特征包含著恒星的許多化學信息。天文學家們終于開創(chuàng)

14、了研究恒星物理化學的新紀元，從此誕生了天體物理學。這是現(xiàn)代天文學新的生長點。 到20世紀初，美國哈佛大學天文臺已經(jīng)對50萬顆恒星進行了光譜研究。并對恒星光譜進行了分類。將恒星光譜分成主要七種類型。結(jié)果發(fā)現(xiàn)它們與顏色也有關(guān)系，即藍色的“O”型、藍白色的“B”型、白色的“A”型、黃白色的“F”型、黃色的“G”型、橙色的“K”型、紅色的“M”型等主要類型。實際上這是一個恒星表面溫度序列，從數(shù)萬度的O型到2-3千度的M型。丹麥天文學

15、家赫茨普龍和美國天文學家羅素，根據(jù)恒星光譜型和光度的關(guān)系，建起著名的“光譜-光度圖”。,2 恒星的顏色和溫度,夜晚的星空，粗看起來星星都是亮晶晶的，但仔細看來有的發(fā)紅、有的發(fā)黃、有的發(fā)藍、也有的發(fā)白。我們有這樣的常識：藍白色的火焰溫度高，紅色的火焰溫度低。天上的星星也是如此。它們的不同顏色代表表面溫度的不同。一般說來，藍色恒星表面溫度在10000 K以上，如參宿七、水委一和軒轅十四等。白色恒星表面溫度在11500～7700 K，如天狼星

16、、織女星、牛郎星、北落師門和天津四等。黃色恒星表面溫度在6000～5000 K，如太陽、五車二和南門二等。紅色恒星表面溫度在3600～2600 K，如參宿四和心宿二等。新建的光譜L型矮星的表面溫度在2000～1500 K。,3 恒星的大小,天文學一般采用干涉法和月掩星法等方法，可以測出恒星的角直徑，從而可以求得恒星的真直徑。天文學家根據(jù)雙星的軌道資料也可以得到某些恒星的直徑。也可以根據(jù)一些恒星的光度和溫度來推算其直徑。還有其他方法。,4

17、 恒星的質(zhì)量,根據(jù)一顆恒星繞另一顆恒星的運動，可以利用開普勒第三定律計算出恒星的質(zhì)量關(guān)系。,5 量天的“尺子”,天文單位(AU) 對于太陽系，天文學家用地球和太陽之間的平均距離（由于地球和太陽之間的距離時刻在變化，所以只能用“平均”值）作為“尺子”，叫“天文單位”。 一個天文單位(AU)=149597870公里 光年天文單位對于度量太陽系行星的距離很合適，但要拿去測量恒星之間的距離，這把尺子就顯得太小了。,光年(

18、ly) ：光年是長度的單位，而非時間單位。光年就是光在真空中一年時間走過的距離。光在真空中的速度是恒定不變的（速度是每秒約30萬公里）。,秒差距（pc）： 1pc指的是從某天體看太陽系在一年阿富汗正交于視線上1AU所張的角度為1″。1pc=2.06×105AU=3.26 ly 天文學家利用三角視差法、分光視差法、星團視差法、統(tǒng)計視差法、造父視差法和力學視差法等，測定恒星與我們的距離。 恒星距離的測定，對研究恒星

19、的空間位置、求得恒星的光度和運動速度等，均有重要的意義。離太陽距離在16光年以內(nèi)的有50多顆恒星。其中最近的是半人馬座比鄰星，距太陽約4.2光年,11y=9.5×1012公里,(1)．三角視差法,測量天體之間的距離可不是一件容易的事。天文學家把需要測量的天體按遠近不同分成好幾個等級。離我們比較近的天體，它們離我們最遠不超過100光年（1光年＝9.46*1012千米），天文學家用三角視差法測量它們的距離。三角視差法是把被測的那個

20、天體置于一個特大三角形的頂點，地球繞太陽公轉(zhuǎn)的軌道直徑的兩端是這個三角形的另外二個頂點，通過測量地球到那個天體的視角，再用到已知的地球繞太陽公轉(zhuǎn)軌道的直徑，依靠三角公式就能推算出那個天體到我們的距離了。稍遠一點的天體我們無法用三角視差法測量它和地球之間的距離，因為在地球上再也不能精確地測定他它們的視差了。,(3)．造父視差法（標準燭光法）,物理學中有一個關(guān)于光度、亮度和距離關(guān)系的公式：S∝L0/r2 測量出天體的光度L0和亮度S，

21、然后利用這個公式就知道天體的距離r。光度和亮度的含義是不一樣的亮度是指我們所看到的發(fā)光體有多亮，這是我們在地球上可直接測量的。光度是指發(fā)光物體本身的發(fā)光本領(lǐng)，關(guān)鍵是設(shè)法知道它就能得到距離。天文學家勒維特發(fā)現(xiàn)“造父變星”，它們的光變周期與光度之間存在著確定的關(guān)系。于是可以通過測量它的光變周期來定出廣度，再求出距離。如果銀河系外的星系中有顆造父變星，那么我們就可以知道這個星系與我們之間的距離了。那些連其中有沒有造父變星都無法觀測到的更遙遠星

22、系，當然要另外想辦法。 三角視差法和造父視差法是最常用的兩種測距方法，前一支的尺度是幾百光年，后一支是幾百萬光年。在中間地帶則使用統(tǒng)計方法和間接方法。最大的量天尺是哈勃定律方法，尺度達100億光年數(shù)量級。,(2)．移動星團法,這時我們要用運動學的方法來測量距離，運動學的方法在天文學中也叫移動星團法，根據(jù)它們的運動速度來確定距離。不過在用運動學方法時還必須假定移動星團中所有的恒星是以相等和平行的速度在銀河系中移動的。在銀河系之外的天

23、體，運動學的方法也不能測定它們與地球之間的距離。,(4)．哈勃定律方法,1929年哈勃(Edwin Hubble)對河外星系的視向速度與距離的關(guān)系進行了研究。當時只有46個河外星系的視向速度可以利用，而其中僅有24個有推算出的距離，哈勃得出了視向速度與距離之間大致的線性正比關(guān)系?，F(xiàn)代精確觀測已證實這種線性正比關(guān)系 V = H0×d，其中v為退行速度，d為星系距離，H0=100h0km·s-1Mpc（h0的值為0<

24、;h0<1）為比例常數(shù)，稱為哈勃常數(shù)。這就是著名的哈勃定律。 利用哈勃定律，可以先測得紅移Δν/ν，通過多普勒效應(yīng)Δν/ν=V/C求出V，再求出d。 哈勃定律揭示宇宙是在不斷膨脹的。這種膨脹是一種全空間的均勻膨脹。因此，在任何一點的觀測者都會看到完全一樣的膨脹，從任何一個星系來看，一切星系都以它為中心向四面散開，越遠的星系間彼此散開的速度越大。,(5)．現(xiàn)代天文學方法,可以毫不夸張地說，迄今關(guān)于天體的知識，幾乎都是

25、從星光研究中獲得的。但這里指的星光已不僅是可見光了，因此產(chǎn)生了用不同方法研究天文的天文學。,1）紅外天文學 利用天體在波長界于1.0-350微米的紅外波段來研究天文現(xiàn)象的天文分之學科。整個紅外波段可分為近紅外（1.0-5微米）、中紅外（5-30微米）和遠紅外（30-350微米）三個波段。表面溫度近于3000°K的物體的主要輻射能量集中在近紅外波段，且溫度越低，輻射的峰值波長就越長。因此諸如紅巨星、原恒星、恒星延伸大氣中

26、的塵埃包層、氣體星云和星際介質(zhì)等均宜于在紅外波段進行觀測研究。由于星際介質(zhì)對紅外光的吸收較小，因此對掩埋在氣體和塵埃區(qū)域的天體更只好用紅外波段進行觀測研究了。隨著半導(dǎo)體物理學的發(fā)展和軍事偵察的需要，研制出了靈敏度很高而熱噪聲很低的單元（測輻射熱計）和陣列紅外檢測器件（紅外CCD），紅外天文學在近年獲得了巨大的發(fā)展。已經(jīng)和正在研制的大口徑光學望遠鏡均是與紅外共用的。,利用天體在0.35~10毫米波段的輻射來研究天文現(xiàn)象的分支學科。其中波長

27、0.35~1毫米為亞毫米波段，1~10毫米為毫米波段。前者界于紅外波段和射電波段之間，使用交叉技術(shù)；后者屬于射電波段的短波部分，使用與射電波段相同的技術(shù)而更為復(fù)雜。地球天氣中水氣對它們的吸收十分嚴重，因此必須把亞毫米波和毫米波望遠鏡安放在高而干燥的水氣含量低于1毫米的地方。我國西藏高原的定日地區(qū)，美國夏威夷的摩納基等是最佳的臺址。目前口徑最大的毫米波望遠鏡是德國,2）亞毫米波和毫米波天文學,波恩的100米射電望遠鏡。世界上最大的亞毫米波

28、望遠鏡口徑為15米。美國正在建造10臺口徑10米的亞毫米波干涉陣（SMA）。近年來利用高靈敏度和高角分辨本領(lǐng)毫米波及亞毫米波望遠鏡和陣發(fā)現(xiàn)了數(shù)百種星際分子譜線和恒星形成區(qū)以及漸近巨星支紅巨星外圍氣體包層的脈澤源和分子雙極流等新現(xiàn)象，說明毫米波和亞毫米波段是研究恒星形成區(qū)和晚期恒星的最佳波段。另外毫米波及亞毫米波段可以穿透遮掩星系核心的塵埃從而對于了解星系十分重要。最近在若干類星體中發(fā)現(xiàn)了一氧化碳分子譜線，開創(chuàng)了河外分子天文學的美好前景。

29、對于微波背景輻射測量也很重要。,利用天體在1毫米以上波段的輻射來研究天文現(xiàn)象的學科。以無線電接收設(shè)備為觀測手段，誕生于30年代初美國無線電工程師央斯基檢測長途無線電通訊中的干擾信號時的偶然發(fā)現(xiàn)。理論上以近代物理為基礎(chǔ)來分析研究天體的物理特性、化學組成和結(jié)構(gòu)演化。 當我們參觀射電天文臺時?？匆娫S多仰面朝天的金屬絲網(wǎng)或薄板構(gòu)成的拋物面天線，那就是射電望遠鏡的本體。為了獲得高靈敏度和高角分辨率，天線的口徑常相當大，最大的有美國阿勒西波的3

30、00米固定天線望遠鏡，俄國的RATAN-600以及德國波恩的100米可動天線望遠鏡。,射電譜線有原子譜線、分子譜線和復(fù)合譜線之分。最重要的原子譜線是波長21厘米的中性氫原子譜線。分子譜線主要由分子的轉(zhuǎn)動躍遷產(chǎn)生，其中有很多有機分子譜線。中性氫的21厘米譜線和許多有機分子脈澤譜線提供了有關(guān)銀河系結(jié)構(gòu)和恒星形成區(qū)的許多有趣的新知識。紅移后的中性氫賴曼線系使我們發(fā)現(xiàn)了類星體以及星系際氣體的分布和特性。射電輻射的譜特性和時變特性也是了解天體本質(zhì)

31、和輻射機制的重要觀測表象。類星體、脈沖星和3度K微波背景的發(fā)現(xiàn)是射電天文對近代天體物理的三大貢獻。,3）射電天文學,利用天體在100到4000埃的紫外波長的輻射來研究天文現(xiàn)象的學科。由于大氣對紫外波段的吸收十分嚴重，因此需要到高空或大氣外進行觀測。由于元素的中性和電離態(tài)的共振線在紫外區(qū)比在可見光區(qū)豐富得多，共振線對研究天體的物理狀態(tài)和化學組成極為敏感，因此我們很有必要把觀測波段擴大到紫外區(qū)。我國天文學家余青松在20世紀30年代首先認識到

32、紫外波段的觀測對研究熱星的重要性。目前正在天上工作的哈勃空間望遠鏡也有紫外觀測儀器，是這一領(lǐng)域中的最大者。,4) 紫外天文學,5）X射線天文學 利用天體在0.01～100埃的電磁輻射來研究天文現(xiàn)象的學科。由于地球大氣對X-射線的吸收極為嚴重，因此只能用探空火箭或衛(wèi)星搭載儀器進行觀測。6）γ射線天文學 利用波長短于0.01埃的輻射來研究天文現(xiàn)象的學科。γ-射線被地球大氣嚴重吸收，因此只能利用高空氣球，火箭和衛(wèi)星搭載儀器進行

33、觀測。能量高于千億電子伏特的甚高能γ-射線穿過地球大氣時會產(chǎn)生高能粒子簇射，從而形成切連科夫輻射。,7）中微子天文學 天體物理的一個分支，主要研究恒星上可能發(fā)生的中微子過程以及這些過程對恒星的結(jié)構(gòu)和演化的作用。中微子是不帶電的靜止質(zhì)量為零或很小的基本粒子。它和一般物質(zhì)的相互作用非常弱，除特殊情況外，在恒星內(nèi)部產(chǎn)生的中微子能夠不受阻礙地跑出恒星表面，因此探測來自恒星內(nèi)部的中微子可以獲得有關(guān)其內(nèi)部的信息。最早的研究集中在太陽。太陽

34、的能源主要來自內(nèi)部的質(zhì)子-質(zhì)子反應(yīng)，因而會產(chǎn)生大量的中微子。美國布魯克海文實驗室的戴維斯等人用大體積四氯化碳作靶，利用37Cl俘獲中微子的反應(yīng)來探測太陽的中微子發(fā)射率。實測的結(jié)果遠遠小于恒星演化理論的太陽標準模型的預(yù)期值，這就是著名的中微子失蹤案。近年來人們發(fā)現(xiàn)原來使用的恒星大氣中元素的不透明度太小，改進后已有所改善。進一步日震研究改進了太陽內(nèi)部結(jié)構(gòu)，從而大大地緩和了這個矛盾。另一個可能是中微子有很小的靜質(zhì)量。果如此則可以解釋宇宙中的質(zhì)

35、量短缺問題。中微子還大量地產(chǎn)生于超新星爆發(fā)時和宇宙中其它物理過程中。,8）引力波天文學 利用天體的引力波來研究天文現(xiàn)象的學科。按照愛因斯坦的廣義相對論，天體在加速運動或變化時均有引力波輻射。不過是幫迪和皮拉尼從理論上真正證明它的存在，并說明它是在真空中以光速傳播的一種穿透性極強的橫波，攜帶能量和與波源體有關(guān)的信息，因而我們可以用質(zhì)量體系做天線，直接接收并探測天體發(fā)射來的引力波。由于引力波很微弱，應(yīng)當用大質(zhì)量高品質(zhì)因素材料做天

36、線并放在極低的溫度下進行工作。盡管在70年代初美國馬里蘭大學的J.韋伯就開始實測引力波，迄今仍未有真正的結(jié)果。到是通過對射電脈沖雙星PSR 1913+16公轉(zhuǎn)周期變化的研究而間接地證明了引力波的存在。,三、 天文學和人類社會,人類的生活和工作離不開時間，而晝夜交替、四季變化的嚴格規(guī)律須由天文方法來確定，這就是時間和歷法的問題。如果沒有全世界統(tǒng)一的標準時間系統(tǒng)，沒有完善的歷法，人類的各種社會活動將無法有序進行，一切都會處在混亂狀態(tài)之中。,

37、三代以上，人人皆知天文,明末大學者顧炎武說：“ 三代以上，人人皆知天文?！咴铝骰稹?，農(nóng)夫之辭也；‘三星在天’，婦人之語也；‘月離于畢’，戍卒之作也；‘龍尾伏辰’，兒童之謠也。后世文人學土，有問之而茫然不知者矣?！?《日知錄》卷三十),人類已經(jīng)進入空間時代。發(fā)射各種人造地球衛(wèi)星、月球探測器或行星探測器，除了技術(shù)保證外，這些飛行器要按預(yù)定目標發(fā)射并取得成功，離不開它們運動軌道的計算和嚴格的時間表安排，而這些恰恰正是天文學在發(fā)揮著不可替代的

38、作用。,太陽是離我們最近的一顆恒星，它的光和熱在幾十億年時間內(nèi)哺育了地球上萬物的成長，其中包括人類。太陽一旦發(fā)生劇烈活動，對地球上的氣候、無線電通訊、宇航員的生活和工作等將會產(chǎn)生重大影響，天文學家責無旁貸地承擔著對太陽活動的監(jiān)測、預(yù)報工作。不僅如此，地球上發(fā)生的一些重大自然災(zāi)害，比如地震、厄爾尼諾現(xiàn)象等，天文學家也在為之努力工作，并為防災(zāi)、減災(zāi)做出自己的貢獻。,特殊天象的出現(xiàn)，比如日食、月食、流星雨等，現(xiàn)代天文學已可以作出預(yù)報，有的已可

39、以作長期準確的預(yù)報。1999年3月9日我國漠河地區(qū)發(fā)生一次日全食，中央電視臺為之作了2小時40分鐘的觀測實況轉(zhuǎn)播，而嚴格安排轉(zhuǎn)播時間表的關(guān)鍵就是天文學家對日食的準確預(yù)報。1994年彗星撞擊木星引起世人的嚴重關(guān)注，彗星會不會在某一天撞上地球而導(dǎo)致全球性災(zāi)難呢？天文學家正在密切關(guān)注這類事件發(fā)生的可能，并將會及早作出預(yù)報，和提出相應(yīng)的對策措施，地球上的人們完全不必為此擔心。,四、天文學研究的特點,天文學是一門古老的學科，它的研究對象是遼闊空間

40、中的天體。幾千年來，人們主要是通過觀察天體的存在、測量它們的位置來研究它們的結(jié)構(gòu)、探索它們的運動和演化的規(guī)律，擴展人類對廣闊宇宙空間中物質(zhì)世界的認識。 主要依靠觀測是天文學研究方法的基本特點。不斷的創(chuàng)造和改革觀測手段，也就成為天文學家一個致力不懈的課題。宇宙中的天體浩瀚無際，而且天體離開我們越遠看起來也越暗弱。因此，觀測設(shè)備的威力越高，研究暗弱目標的能力就越強，人的眼界就越能深入到前未企及的天文領(lǐng)域。,天文學的發(fā)展對于人類的自然觀

41、一直有著重大的影響。哥白尼的日心說曾經(jīng)使自然科學從神學中解放出來；康德和拉普拉斯關(guān)于太陽系起源的星云學說，在十八世紀形而上學的自然觀上打開了第一個缺口；對日全食的觀測證實了廣義相對論理論。 天文學研究中的一個重大課題是各類天體的起源和演化。在我們觀測到的天體中，千萬歲的年齡是很年輕的。太陽的年齡約為五十億年，也只是一個中年的恒星。人類的文明史至今也不過幾千年，而一個天文學家畢其一生也不過是幾十年。所以從短暫的觀測來探討天體百億年的

42、演變歷史，應(yīng)當說是天文學研究的又一特點。,一個天體的物理特征，除了反應(yīng)出它的基本結(jié)構(gòu)以外，還可以反映出它所處的演化階段。天體的信息是通過輻射（比如光）傳給我們的。對于遙遠的天體，光在旅途中要經(jīng)歷漫長的時間，比如對于里我們一億光年的天體，光要用一億年才能送到它的信息，而我們看到的是它一億年前的形象。 這樣，我們所觀測到的許許多多天體，展示給我們的是時間上各不相同的“樣本”。特別是河外星系，代表著從百萬年到上百億年前的各種“樣本”，包

43、含著上百億年的演化線索。因此通過統(tǒng)計分類和理論探討，我們就可以建立起天體演化的模型。,天文研究工作不同于其它學科的研究，具有以下四個特點： 1.被動性　　 天文研究的手段主要是觀測──被動地觀測，它不能像其它學科那樣，人為地設(shè)計實驗，“主動” 地去影響或變革所研究的對象，只能“被動”地去觀測，根據(jù)已經(jīng)存在的事實來進行分析。天文研究的過程可以用來簡單地概括：觀測─→積累資料─→分析資料─→理論 2.粗略性 　　由于天文

44、觀測的被動性，不可避免地帶來了天文觀測的粗略性，我們不妨作一個比較。在地球上要證明一個理論是否正確，可以采用不同的方法，可以設(shè)計很多不同的方案或?qū)嶒灒_到理論要求的精度，而在宏觀世界中，由于觀測儀器的分辨度，靈敏度等的限制，以及觀測手段的單一性──單靠望遠鏡，所以，在一定時期內(nèi)，為了研究一個問題，只能依靠僅有的幾種方法，或是僅有的幾個不太準確的數(shù)據(jù)來粗略估計。這與在地球上的實驗對比起來，表現(xiàn)出單一性和粗略性。而且，越是深遠的天體，越是前

45、沿的課題其粗略性就越嚴重。因此從某種意義上來說，天文學的發(fā)展與天文儀器（或更準確地說是觀測手段）的發(fā)展直接相關(guān)。,3.瞬時性　　讓我們來比較下面三組數(shù)據(jù)： 天體的年齡:幾百萬年——百多億年 人類文明:幾千年 人的一生:幾十年——百年左右　　從比較中我們不難看出，人類研究天體的演化僅是短短地一瞬間，就像是在人類文明誕生的時候?qū)τ钪媾牧艘粡垬O高精度的照片，而人類文明發(fā)展和延續(xù)的過程，就是用不同倍數(shù)（越來越大）

46、的放大鏡來觀察這張照片一樣，人類為了征服自然獲得自由，而不斷研究周圍的宇宙。他們觀測天體的主要目的，就是想了解各種天體的形成或演化過程，以便以后很好地加以利用。 4.長期性和連續(xù)性　　任何理論的形成都建立在大量的數(shù)據(jù)之上，天文學也不例外，而且對天文觀測數(shù)據(jù)的積累則更是長期的、持續(xù)不斷的。只有這樣的數(shù)據(jù)才是有用的，才能在此基礎(chǔ)上得出相對正確的理論。,五、天文學的發(fā)展歷程,天文學的歷史已經(jīng)有幾千年了。古代的天文學家通過觀測太陽、月球

47、和星星等天象，確定了時間、方向和歷法。這也是天體測量學的開端。如果從人類觀測天體，記錄天象算起，天文學的歷史至少已經(jīng)有5、6千年了。天文學在人類早期的文明史中，占有非常重要的地位。埃及的金字塔、歐洲的巨石陣都是很著名的史前天文遺址。 在古代，人們只能用肉眼觀測天體。2世紀時，古希臘天文學家托勒密提出的地心說統(tǒng)治了西方對宇宙的認識長達1000多年。直到16世紀，波蘭天文學家哥白尼才提出了新的宇宙體系的理論——日心說。到了17世

48、紀，意大利天文學家伽利略創(chuàng)制了天文望遠鏡，第一次看到了太陽、月球和一些行星的表面。也在同時代，牛頓創(chuàng)立的牛頓力學使天文學出現(xiàn)了一個新的分支學科——天體力學。天體力學的誕生，使天文學從單純描述天體的幾何關(guān)系和運動狀況進入到研究天體之間的相互作用和造成天體運動的原因的新階段，在天文學的發(fā)展歷史上，是一次巨大的飛躍。,19世紀中葉天體攝影和分光技術(shù)的發(fā)明，使天文學家可以進一步深入地研究天體的物理性質(zhì)、化學組成、運動狀態(tài)和演化規(guī)律，從而更加深入

49、到問題的本質(zhì)，從而也產(chǎn)生了一門新的分支學科天體物理學。這又是天文學的一次重大飛躍。 20世紀50年代，射電望遠鏡開始應(yīng)用，到了20世紀60年代，取得了稱為“現(xiàn)代天文學四大發(fā)現(xiàn)”的成就：微波背景輻射、脈沖星、類星體和星際有機分子。而與此同時，人類也突破了地球的束縛，發(fā)射了太空望遠鏡，可以到天空中觀測天體。除可見光外，天體的紫外線、紅外線、無線電波、X射線、γ射線等都能觀測到了。這些使得空間天文學得到了巨大的發(fā)展，也對現(xiàn)代天文學的成就

50、產(chǎn)生了很大的影響。,六、天文望遠鏡,1、 光學望遠鏡 的分類,1)、折射望遠鏡： 利用光線通過凸透鏡的折射聚光形成光路。 2)、反射望遠鏡： 利用曲面反射鏡聚光形成光路。 3)、折反射望遠鏡： 用球面反射鏡為聚光主鏡，在主鏡前加一特殊形狀的改正透鏡， 用來改進球面鏡的成象條件。,1-1、折射望遠鏡,1）伽利略式：正像，視場小，不能安裝叉絲。 2）開普勒式：視場大，便于

51、安叉絲，反像。 物鏡、目鏡由不同折射率的光學玻璃復(fù)合成的。,折射望遠鏡 ：  用透鏡作物鏡的望遠鏡,1897年制造的1.02米（美國葉凱士天文臺）的折射鏡仍是世界之最。,1-2、反射望遠鏡,1）主焦點式：反射鏡為拋物面2）牛頓式：反射鏡為球面鏡，加上平面鏡3）卡賽格林式：主鏡為拋物面鏡，副鏡為凸的雙曲面鏡4）R—C系統(tǒng)：凹雙曲+凸雙曲（改進型）5）折軸式：加入幾塊平面鏡使光束從極軸方向射出,反射望遠鏡的主焦點

52、式反射鏡為拋物面,,牛頓式反射鏡為球面鏡,卡塞格林式拋物面、凸的雙曲面鏡。,折軸式,1-3、折反望遠鏡,1）施密特式： 球面反射鏡+復(fù)雜的折射改正透鏡。2）馬克蘇托夫式： 球面反射鏡+彎月形折射改正透鏡。 為了使視場邊緣的星象沒有漸暈，一般反射鏡為改正鏡口徑的1.5倍。,施密特望遠鏡是折反射系統(tǒng)，系統(tǒng)中的主鏡為一個球面反射鏡，在球心處，物鏡的前面還配置了一個改正透鏡，用以改正

53、反射鏡的像差。這種系統(tǒng)是一個可以得到大視場的優(yōu)質(zhì)成像系統(tǒng)。一般施密特望遠鏡有效視場可達5度。,,位于智利的歐洲南方天文臺的施密特照相儀（1000/1620）1972年,Meade LX200望遠鏡即為施密特-卡塞格林望遠鏡,2、望遠鏡的性能,天文光學望遠鏡的性能指標 評價一架望遠鏡的好壞首先要看望遠鏡的光學性能，然后看它的機械性能的指向精度和跟蹤精度是否優(yōu)良。 望遠鏡的光學性能指標，主要有六個參量: 有效口徑

54、 相對口徑(光力) 放大率 貫穿本領(lǐng)(極限星等) 分辨本領(lǐng) 視場,1）口徑 D I ∝π D 2,物鏡起集光作用的直徑，口徑越大收集的輻射越多越能觀測到暗弱的天體。 口徑愈大能收集的光量愈多，即聚光本領(lǐng)就愈強，口徑愈大愈能觀測到更暗弱的天體。因而，大口徑顯示著探測暗弱天體的威力大，這是因為望遠鏡接收到天體的光流量與物鏡的有效面積（πr2）成

55、正比。,,此兩幅照片曝光時間相同，但下面的照片所用望遠鏡的口徑大兩倍。,2）相對口徑 A：A = D／F,望遠鏡的光力也叫相對口徑，即口徑D 和焦距F之比， A=D/F 。光力的倒數(shù)叫焦比(1/A= F/D)。 A的倒數(shù)叫焦比(F/D)。師大科技樓望遠鏡的口徑D=40cm,焦距F=4m,焦比為：F/10,則其光力 A=1/10。,,,3）分辨角 δ ″ ： δ″＝1.22λ／D ； δ

56、″＝140／D mm （λ= 550nm） 分辨角：兩天體的像剛剛能被分開時，它們所對應(yīng)的天球上兩點的角距離。 根據(jù)光的衍射原理， 在望遠鏡通光孔徑為圓孔的情況下， 分辨角由如下公式確定 δ″= 1.22λ/D 目視望遠鏡最敏感的波長λ=550nm，望遠鏡的物鏡口徑D（mm）來計算，則有如下簡化公式： δ ″= 140″/ D(mm

57、),科技樓望遠鏡D=400mm, δ″= 140″/400=0.35″(理論值) 興隆2.16m望遠鏡D=2160mm, δ″= 140″/2160=0.06″(理論值) 由于地球大氣存在湍流影響加上望遠鏡的光學鏡面會有像差，所以實際的分辨本領(lǐng)遠低于理論值。,望遠鏡的口徑越大,分辨本領(lǐng)越高,越能分辨天體的更細結(jié)構(gòu)，則能觀測更暗、更多的天體。,Detail becomes clearer

58、 in the Andromeda Galaxy(M31) as the angular resolution is improved some 600 times, from (a) 10', to (b) 1', (c) 5", and (d) 1".,Two comparably bright light sources become progressively clearer when vie

59、wed at finer and finer angular resolution.,4）放大率 G：,目視望遠鏡的放大率等于物鏡的焦距F1與目鏡的焦距F2之比，即 G= F1/F2 一架望遠鏡配備多個目鏡，就可以獲得不同的放大率。顯然目鏡的焦距越短可以獲得越大的放大率。但這樣并不好，小望遠鏡用過大的放大率，會使觀測天體變得很暗， 像變得模糊。 常用的目鏡的焦距為10mm左右，用它配在焦距800 mm 的望遠鏡物

60、鏡后面，就可獲得80倍的放大率。,5）視場 ω： tan(ω/2)= D/F,望遠鏡的成像良好區(qū)域所對應(yīng)的天空角直徑的范圍叫望遠鏡的視場，用角度（ω°）表示，與放大率G成反比 。 tanω=tan ω’ /G （目鏡望遠鏡） ω’為目鏡對應(yīng)的角直徑，稱為目鏡視場， G為放大率。 不同的目鏡有不同的ω ’，如科技樓望遠鏡配有三種目鏡： ω’為52 ° 、ω’為67 &

61、#176;、ω’為84 °若采用常用ω’為52 °, f = 20mm的 目鏡， 則G=4000/20=200 ω=arctan(tan 52/200 )= 22’若采用 ω’為67 °的目鏡，f = 9mm, ω= ?若采用 ω’為84 °的目鏡，f=4.7mm, ω= ?,視場 ω,望遠鏡若存在大的像差，視場邊上的像很差，成像的良好區(qū)小，自然視場就小。對于星系或特殊

62、天體的巡天觀測必須要有大視場的望遠鏡，這樣，一次觀測就可以覆蓋比較大的天區(qū)。 施米特望遠鏡的焦距比較短，更主要的是它的光學系統(tǒng)的像差消得比較好，故它的視場ω可達十幾度。一般反射望遠鏡的視場ω小于1度。,,The Keck Telescopes拍攝的圖像,6）極限星等（貫穿本領(lǐng)）m： m = 2.1 + 5log D,理想條件下，望遠鏡指向天頂能看到的最暗弱星的星等值 。 它反映了望遠鏡觀測恒星方面的能力。當然，望遠鏡的口徑越

63、大，能觀測越暗的天體。此外也與望遠鏡后接的探測器有關(guān)。 對于照相觀測或用電荷藕合器件CCD觀測，由于有累積效應(yīng)，在一定的時間范圍內(nèi)露光時間越長就能觀測到越暗的星，望遠鏡的貫穿本領(lǐng)也越高。當然不能任意延長露光時間，因為延長到一定程度后，由于夜天光的作用也會導(dǎo)致貫穿本領(lǐng)的降低。所以配有照相機，光電倍增管，光電成像器件和CCD 等探測器的天文望遠鏡，其貫穿本領(lǐng)不僅決定于天文望遠鏡本身，而且也和這些探測器的靈敏度有關(guān)。其貫穿本領(lǐng)必須根據(jù)望遠鏡和

64、探測器的特性進行具體實測而定。 對于目視望遠鏡,它的極限星等可以經(jīng)驗地用如下公式計算： m=6.5 + 5 log D/d +2.5log k, d= 6mm , k= 0.6 則有, m = 2.1 + 5log D,衡量望遠鏡性能的重要參量,使用望遠鏡的主要目的： 1、聚光本領(lǐng)：I∝πD2 2、分辨本領(lǐng)：θ＝1.22λ／D 因此，衡量望遠鏡的重要參量是口徑。,3.1

65、 北師大天文臺望遠鏡簡介3.2 國內(nèi)天文臺站介紹,3 中國的天文臺與天文望遠鏡,主鏡： 反射望遠鏡 —— 卡塞格林系統(tǒng) （ R—C系統(tǒng)：凹雙曲+凸雙曲） D:40cm F:600cm 附鏡： 折射望遠鏡 —— 開普勒式 D:15cm F:198cm 電控裝置： δ, t t = s-α 配有: 照相機、光譜攝

66、譜儀、投影儀,4、北師大天文臺望遠鏡簡介,4-1、曾憲梓樓天文臺,4-2、北師大科技樓天文臺,主鏡： 折反射望遠鏡 施密特-卡塞格林系統(tǒng) D:40cm F:400cm 電腦控制存儲有： M -梅西葉星表 S -行星與恒星 CNGC - 新天體表 可做 ccd照相 ，不能白天觀測 。,4-3、北師大物理樓天文臺,主鏡： 折射望鏡 D:13cm F

67、:195cm導(dǎo)星鏡：折射望遠鏡 D:3cm F:50cm 手動： 利用刻度盤尋找天體 可以自動跟蹤,1、國家天文臺 ：于2001年4月成立 在原北京天文臺（1958年建）基礎(chǔ)上建立 下屬單位有： 云南天文臺、 南京天文光學技術(shù)研究所、 烏魯木齊天文站和 長春人造衛(wèi)星觀測站。 2、紫金山天文臺 3、上海天文臺 由于歷史悠久，并在國際上有較大的影響，繼續(xù)保留中國科學院直屬事業(yè)

68、單位的法人資格，學術(shù)上受國家天文臺的宏觀協(xié)調(diào)和指導(dǎo)。4、陜西天文臺 -- 國家授時中心,,4.4 國內(nèi)天文臺站介紹,我國的光學望遠鏡,名稱與口徑 天文臺 地點2.16米望遠鏡 國家天文臺(總部) 河北興隆1.5米望遠鏡 上海天文臺 上海佘山1.26米望遠鏡 國家天文臺(總部) 河北興隆1.2米望遠鏡 國家天文臺(云南) 云

69、南昆明1.05米望遠鏡 陜西天文臺 陜西臨潼 1.0米望遠鏡 國家天文臺(云南) 云南昆明太陽磁場望遠鏡 國家天文臺（總部） 北京懷柔,2007年后光學天文 重要設(shè)備地域分布,,,,興隆,佘山,昆明,,,懷柔,,扶仙湖,麗江,,紫,紫金山天文臺,國家天文臺興隆站,興隆觀測站位于燕山主峰南麓，長城北側(cè)，海拔960米，是國家天文臺恒星與星系光學天文觀